Diagramme de Hertzsprung-Russell
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En astronomie, le diagramme de Hertzsprung-Russell montre la relation entre la magnitude absolue et le type spectral d'étoiles. Il a été inventé autour de 1910 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell est employé pour définir les différents types d'étoiles et comparer des prévisions théoriques de l'évolution des étoiles données par des modèles informatiques avec des observations d'étoiles réelles.
Le diagramme existe sous deux formes différentes. Celle utilisée par les observateurs montre la magnitude en fonction de la couleur de l'étoile, alors que les théoriciens préfèrent utiliser la température de l'étoile plutôt que sa couleur.
Bien que la couleur d'une étoile dépende essentiellement de sa température, la transformation d'une forme à une autre n'est pas évidente et diffère selon le modèle employé, l'âge et sa composition chimique de l'astre.
Étant donné que la taille, la luminosité et le température de surface des étoiles varient grandement, on pourrait croire que celles-ci sont distribuées plus ou moins uniformément dans le diagramme de Hertzsprung-Russell. En fait il n'en est rien, un examen rapide du diagramme montre que les étoiles se répartissent grosso-modo en deux groupes : la séquence principale contenant les étoiles naines et les étoiles géantes.
Un troisième groupe, moins important, correspond aux naines blanches.
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[modifier] Séquence principale
La séquence principale est la région du diagramme de Hertzsprung-Russell où la majorité des étoiles résident, elle correspond à la diagonale allant du coin supérieur-gauche (chaud et lumineux) au coin inférieur-droit (froid et peu lumineux).
Les étoiles qui se trouvent dans cette région sont dans leur phase évolutive durant laquelle elles consomment l'hydrogène de leur noyau. Durant cette phase les étoiles sont dans un état stable et leur structure change uniquement à cause de la modification progressive de leur composition chimique. Comme le processus de combustion de l'hydrogène est un processus fort lent, les étoiles passent la plus grande partie de leur vie dans la séquence principale.
La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons. L'un des facteurs les plus importants est l'incertitude des observations ; ces incertitudes affectent principalement la distance de l'étoile en question mais concerne aussi les étoiles binaires non ou mal identifiées en tant que telles. Mais même des observations parfaites mèneraient à un étalement des étoiles autour d'une séquence principale idéale, parce que la masse n'est pas le seul facteur. En effet, la composition chimique d'une étoile et donc son état évolutif déterminent aussi sa position dans le diagramme, de même que la présence de compagnons proches, la rotation de l'étoile ou la présence de champs magnétiques pour ne nommer que quelques paramètres.
[modifier] Phase géante
- branche horizontale / supergéantes / sous-géantes ?
- branche des géantes rouges
- branche asymptotique
[modifier] Évolution des étoiles
Les étoiles habituellement intègrent et quittent la séquence principale à leur formation et à leur mort, respectivement.
[modifier] Articles apparentés
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